¿Cómo se forman las estrellas más grandes que el Sol? Un estudio reciente ha identificado un disco en rotación y un chorro de alta velocidad en una protoestrella con dieciséis veces la masa del Sol. El disco muestra asimetrías e indicios de que parte de su material está cayendo hacia la protoestrella, que incrementaría así su masa. Esto indica que las estrellas de alta y baja masa se pueden formar mediante el mismo mecanismo (por acreción). El descubrimiento abre nuevas perspectivas para la investigación futura utilizando radiotelescopios de vanguardia.
Las estrellas, incluido el Sol, nacen en nubes moleculares: inmensas estructuras de gas y polvo cósmico. El proceso de formación estelar comienza cuando partes de estas nubes se vuelven gravitacionalmente inestables y colapsan sobre sí mismas, formando un objeto más denso y caliente: una protoestrella (o embrión estelar). Esta protoestrella continúa creciendo, acumulando material circundante hasta alcanzar su masa final (una masa solar, en el caso del Sol). El transporte de material hacia la protoestrella (acreción) se produce a través de un disco de gas y polvo que se encuentra girando en torno a ella, y que posteriormente podrá dar origen a planetas como la Tierra.
Para que la protoestrella siga creciendo y acumulando material mediante acreción, se debe disipar su momento angular, es decir, su giro. Esto se logra parcialmente mediante la expulsión de material a alta velocidad en forma de chorro estelar o jet, que emerge perpendicularmente al disco circundante.
Este proceso permite explicar la formación de estrellas similares al Sol, comúnmente denominadas estrellas de baja masa. Sin embargo, si nos basamos en distintos estudios teóricos, este modelo podría no ser válido para explicar la formación de estrellas más masivas (diez o más veces la masa solar). Uno de los motivos es que las estrellas masivas generan radiación y vientos estelares muy energéticos, capaces de detener la acreción continua de material hacia la protoestrella. No obstante, sabemos que en nuestra galaxia existen estrellas incluso cien veces más masivas que el Sol. Por lo tanto, es necesario descubrir y estudiar los procesos que permiten la formación de estas estrellas gigantes.
Observar la formación de estrellas masivas
El estudio observacional de la formación de estrellas masivas es complejo debido a que, por un lado, su proceso de formación es de diez a cien veces más rápido que el de estrellas como el Sol, lo que limita el número de objetos que podemos observar en ese estado. Por otro lado, estadísticamente, estas estrellas se forman en regiones más lejanas, lo que exige telescopios con mayor poder de resolución para distinguir sus discos y jets. Además, estas regiones son prácticamente invisibles en el rango óptico e infrarrojo debido al abundante polvo que oscurece la luz, por lo que se estudian observando la radiación en longitudes de onda más largas (ondas milimétricas y centimétricas). Estas longitudes de onda permiten detectar directamente la emisión del polvo y el gas. En particular, con el interferómetro ALMA, ubicado a 5000 metros de altura en el desierto de Atacama (Chile), podemos observar con gran detalle la emisión del gas y polvo en regiones de formación estelar lejanas, donde se forman estrellas masivas.
Disco y jet en una protoestrella masiva
En un estudio publicado en la revista científica Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, hemos utilizado el telescopio ALMA para lograr una detección importante: la presencia de un disco compacto de unas 500 unidades astronómicas (una unidad astronómica es la distancia entre la Tierra y el Sol) en torno a la protoestrella masiva W75N(B)-VLA3. Este disco es comparable en tamaño a los observados alrededor de estrellas de baja masa.
Al estudiar la emisión del gas en el disco, determinamos que su cinemática es consistente con la de un disco en rotación kepleriana, es decir, el gas próximo a la protoestrella gira más rápido que el externo, como sucede con los planetas del Sistema Solar. En el caso observado el disco gira en torno a una protoestrella masiva con una masa dieciséis veces la del Sol. La presencia de asimetrías en el disco, así como de posibles canales de acreción de materia (streamers), sugiere que el disco sigue alimentando a la protoestrella y que la estrella en formación podría terminar alcanzando una masa aún mayor que la medida actualmente.
Además, esta protoestrella tiene asociado un jet que expulsa material a altas velocidades (alrededor de un millón de kilómetros por hora), en el cual hemos detectado, por primera vez, la emisión de líneas espectrales de recombinación de hidrógeno en un jet protoestelar, lo que permitirá realizar estudios sobre su formación y evolución.
Los descubrimientos publicados en este artículo impulsarán observaciones futuras con telescopios ya operativos, como el mencionado ALMA o NOEMA (en Francia), y con los próximos instrumentos de vanguardia que se están construyendo en Australia y Sudáfrica (SKA), o que se planean construir en los Estados Unidos y en México (ngVLA).
Referencia:
Sanchez-Monge, A., Gomez, J. F., Torrelles, J. M., et al., A compact Keplerian-like disc and H30alpha emission towards the radio jet in the massive protostar W75N(B)-VLA3, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 543, Issue 1, September 2025, Pages 662-690. https://doi.org/10.1093/mnras/staf1451
Autor del artículo divulgativo:
Álvaro Sánchez-Monge, José María Torrelles
Instituto de Ciencias del Espacio (ICE, CSIC)
José Francisco Gómez
Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA, CSIC)
Crédito de la imagen principal: ESO/M. Kornmesser
Fuente: Scientias
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